100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд (Киппенхан) - страница 69

Вернемся к развитию звезды, масса которой в 1 раз больше солнечной. Мы пока еще не обращали внимания на то, что наша звезда во время своего развития несколько раз пересекает примечательную полосу на диаграмме Г-Р, которая на рис. 6.2 ограничена двумя параллельными штриховыми линиями. В этой полосе расположены переменные звезды типа Дельты Цефея, так называемые цефеиды.

Звезда Дельта Цефея является одной из наиболее ярких в этом созвездии. В 1784 г. Джон Гудрайк заметил, что яркость этой звезды меняется. Позже мы еще вернемся к другому важному открытию этого рано умершего глухонемого английского астронома. Вскоре было обнаружено, что яркость этой звезды изменяется с периодом в 5 дней (рис. 6.4). Максимальная яркость этой звезды примерно в 2,5 раза превышает минимальную. Впоследствии было обнаружено много таких звезд. Периоды изменения их яркости различны, в интервале от одного до 40 дней. Температура их поверхности составляет примерно 5300 градусов. Величина их светимости показывает, что они не принадлежат к главной последовательности. Все цефеиды достигли в своем развитии области красных гигантов.

Мы уже видели, что путь развития звезды с массой в 7 раз больше солнечной много раз проходит через эту стадию. Первый раз наша звезда пересекает полосу цефеид слева направо. Чтобы миновать эту полосу, такой звезде нужно около тысячи лет. Второй раз она проходит ее справа налево и для этого нужно уже 350000 лет. В это время в недрах звезды уже началось ядерное превращение гелия в углерод, поэтому звезда перемещается по диаграмме Г-Р медленно, ее движением «управляет» горение гелия. Что происходит со звездой, которая достигает на своем пути область, где расположены цефеиды? Почему изменяется ее светимость, когда она находится в полосе, показанной на рис. 6.2 пунктирными линиями? Чем определяется период изменения яркости? Сегодня мы знаем, что меняется не только светимость: звезда периодически увеличивается и уменьшается в размерах в такт с изменением яркости. Такая звезда пульсирует. Почему же пульсируют звезды, когда они находятся в определенной полосе на диаграмме Г-Р?

Строго говоря, ответ на этот вопрос можно найти уже в книге Эддингтона о внутреннем строении звезд, которая вышла в 1926 г. Однако сэр Артур С. Эддингтон, умерший в 1944 г., так и не узнал, насколько близко он подошел к разгадке поведения пульсирующих звезд почти за двадцать лет до того. Следующий большой шаг в решении этой проблемы вслед за Эддингтоном сделал в 1952 г. советский математик Сергей Жевакин. Но вначале его работа была мало кому известна. Только в 1961–1961 годах Джон Кокс из Боулдера (Колорадо) и Норман Бейкер (Нью-Йорк) вместе со мной провели в Мюнхене более точные расчеты, которые подтвердили теорию Эддингтона — Жевакина для пульсации цефеид. Еще и сегодня мы не можем детально объяснить все свойства таких звезд, однако в основном понимаем, почему они пульсируют. Я покажу это на примере простой модели. Конечно же, такая модель позволяет объяснить только главные эффекты.